Spettroscopia

Oggi anche gli studenti-astrofili possono dare un contributo alla ricerca nel campo della spettroscopia. Qui nell’osservatorio scolastico, non avendo il budget per l’acquisto di spettroscopi più performanti,  si utilizza un economico “filtro” (reticolo di diffrazione) montato in una cella portafiltro da 31,8 mm., ed  anteposto alla camera CCD.  Si tratta dello Star Analyzer 100, http://www.patonhawksley.co.uk/staranalyser.html reticolo con 100 linee/mm. (esiste anche la versione da 200 linee/mm). Per ulteriori informazioni sulle caratteristiche dello SA100 consultare l’ottimo articolo, dell’amico Paolo Berardi sul sito Quasar http://quasar.teoth.it/index.php?option=com_k2&view=item&id=14:star-analyser-100-quanto-risolve?

Con lo Star Analyzer, per ottenere una buona dispersione (Angstrom/pixel) bisogna allontanare convenientemente il “filtro” dalla cella del sensore. Dopo varie prove, abbiamo costruito una prolunga, arrivando ad ottenere una dispersione di 3,23 A/pixel, che per un reticolo di 100 linee/mm. e’ un buon risultato. Come lato negativo, non si potra’ inserirlo nella ruota portafiltri (se inserito nella ruota portafiltri, con questo set up, si arriva a circa 11 A/pixel), pertanto bisognera’ ruotare l’immagine in diagonale per farci “entrare”  tutto lo spettro, inoltre essendo lo spettro spalmato su piu’ superficie del sensore, diminuisce il rapporto S/n, e quindi ottenere una dispersione cosi’ bassa, non e’ indicato per soggetti di debole luminosita’.

Treno ottico: CCD-ruota portafiltri-correttore di coma-tubo prolunga-SA100

Il filtro di diffrazione SA100

Nell’immagine sotto, il profilo della stella Vega, utilizzato per determinare la dispersione del sistema, che e’ risultata di 3.23 A/pixel. Come si puo’ notare le linee di Balmer sono perfettamente visibili fino alla H epsilon  e oltre verso il violetto. Il software utilizzato e’ Rspec https://www.rspec-astro.com ma ovviamente si puo’ utilizzare qualsiasi tipo di software come ad esempio  Vspec http://www.astrosurf.com/vdesnoux/download.html o Isis  http://www.astrosurf.com/buil/isis/isis_en.htm che sono free.

Profilo della stella Vega, corretto per la risposta strumentale

Un esempio pratico di utilizzo della spettroscopia nel campo della ricerca asteroidale: Per ottenere informazioni sulla classe tassonomica degli asteroidi, ovvero sulle caratteristiche mineralogiche degli stessi, (importante anche per stimare l’albedo e quindi le dimensioni dell’asteroide, conosciuta anche la magnitudine assoluta), un astrofilo puo’ operare in due modi:

1) Ricavare l’indice di colore.  Su una media di almeno 30 o 40 immagini, dell’asteroide oggetto di studio, (normalmente usando i filtri V Johnson e R Cousin), quindi in banda V e R, e verificare in base agli studi di Shevchenko e Lupishko (1998), a quale classe tassonomica C-S-M (Carbonacei, Silicati o Metallici), il valore V-R ricavato si configura (vedasi tabella sottostante). Per la ripresa delle immagini V ed R e’ raccomandato di farlo in sequenza VR VR, in quanto se le immagini con i 2 filtri, non sono ravvicinate, (variando nel tempo la magnitudine in funzione della rotazione dello stesso), otterremo dei valori sicuramente errati.

2) Ottenere uno spettro di riflettanza. Quest’ultima analisi e’ piu’ precisa, purtroppo, con la strumentazione di un astrofilo, si puo’ ricavare solo per asteroidi abbastanza luminosi (personalmente arrivo al massimo ad asteroidi di mag 12). Per prima cosa bisogna verificare la dispersione del treno ottico, per fare cio’ basta ottenere lo spettro, (personalmente utilizzo l’ottimo software RSpec ver. 1.8.0 di Tom Field  https://www.rspec-astro.com/ che anche se a pagamento ha molte funzioni e soprattutto e’ molto friendly…ma ovviamente vanno benissimo anche VisualSpec o Isis ed il reticolo di diffrazione Star Analyzer 100 http://www.patonhawksley.co.uk/staranalyser.html) di una stella di classe A0, dove le linee di Balmer sono evidenti, ed effettuare la calibrazione in lunghezza d’onda.  Successivamente si riprende lo spettro dell’asteroide, per piu’ riprese, in funzione della luminosita’, le quali vanno poi sommate per ottenere il massimo rapporto S/N. Personalmente opero con Astroart, con i  comandi strumenti/pretrattamento/importo tutte le immagini da processare in files-immagini, poi nella schermata successiva – opzioni – immagine risultato sigma somma e allineamento manuale. All’immagine cosi “sommata”, tolgo il fondo cielo portandolo vicino a zero ADU, sempre con Astroart, (personalmente preferisco farlo con Astroart piuttosto che con i vari software di spettroscopia, che possono eseguire la stessa operazione). Per determinare quale e’ il valore di fondo cielo, si apre  col mouse un rettangolino sopra e sotto lo spettro,  e poi con i comandi: visualizza/statistiche/background, leggo detto valore, che dovra’ poi essere sottratto, (comando: matematica/somma offset), ovviamente  se il valore rilevato era ad esempio 1000, bisognera’  inserire -1000. A questo punto, lo spettro dell’asteroide viene calibrato in lunghezza d’onda applicando il valore A/p ricavato dalla precedente calibrazione della stella di tipo A0. Lo stesso procedimento effettuato per l’asteroide, vedi sopra,  bisognera’ farlo anche per una stella di tipo solare ovvero di classe G2V o similare. Cio’ in quanto all’osservazione spettroscopica un asteroide ci mostrerà praticamente lo spettro solare, dato che ne riflette la luce. Pertanto in fase di analisi bisognera’ pulirlo dal contributo della luce solare, dividendo lo spettro dell’asteroide con quello di una stella G2V  (che deve essere ripresa nelle vicinanze dell’asteroide, per avere lo stesso coefficiente di estinzione). Il profilo che si ricava dalla divisione e’ la riflettanza dell’asteroide, che bisogna ricordarsi di normalizzarlo con intensita’ pari ad 1, ad Angstrom 5500, cosi’ da poterlo confrontare con i valori riportati in letteratura, ad esempio SMASS2. Si puo’ notare che questo procedimento e’ relativamente facile, non dovendo ricavare anche la risposta strumentale del set up.

Un esempio, la riflettanza dell’asteroide 20 Massalia: Ho approfittato della favorevole opposizione dell’asteroide 20 Massalia, avvenuta il giorno 17 dicembre 2017 (quando passava nella costellazione del Toro, a circa 1,09 UA dalla terra, con mag. 8.4 in banda R). Per prima cosa ho ripreso (sempre con lo SA100), la stella di classe A0V 136Tau, posta nelle vicinanze dell’asteroide, per ottenere la dispersione del mio setup, che e’ risultata di 11,3 A/p (vedasi immagine sottostante).

Successivamente calibravo in lunghezza d’onda lo spettro della stella CHI01 Orionis di classe G0V dopo aver effettuato lo stacking di 8 immagini di 3 secondi, e azzerato il fondo cielo. Lo spettro cosi ottenuto veniva salvato come reference(con i comandi: move main profile line to reference) in quanto questo spettro, successivamente servira’ a dividere quello dell’asteroide (main profile), per ottenere la riflettanza.

Nella stessa schermata importo anche lo spettro di 20 Massalia, dopo uno stacking di 6 immagini da 30s, e sottrazione del fondo cielo a 0 ADU, che calibro in lunghezza d’onda, che diviene il main profile, mentre la stella di tipo solare reference.

Finalmente con il comando reference math on  2 series si effettua la divisione dell’asteroide (main profile) con la stella di tipo solare (reference) ottenendo il profilo sottostante (in rosso) di riflettanza.

Questo profilo viene salvato in formato .dat (con i comandi: files/ save profile as/ main profile) tale da essere leggibile con fogli elettronici, al fine di confrontarlo con quanto si trova in letteratura. Nel caso specifico, per confrontare la bonta’ del mio profilo con quanto espresso in letteratura, ho importato i dati, dal sito  SMASS2  http://smass.mit.edu/data/smass/smass2/ mentre i dati specifici di 20 Massalia sono al seguente link  http://smass.mit.edu/data/smass/smass2/a000020.spfit.2.txt (si nota il nr. a00020). Essendo i dati in formato txt, e’ bene salvarli in un foglio di testo, per poi importarli in un foglio elettronico (ad esempio per excel con i comandi:  dati/importa dati esterni/dati/delimitati/spunto su tabulazione/generale), otterremo due serie di dati in due colonne, a sinistra il valore in lunghezza d’onda ed a destra in intensita’, per convertire i dati SMASS2 (in μm) in Angstrom, bisognera’ inserire una nuova colonna dove vengono moltiplicati i valori per 10000. Finalmente otterremo dei grafici di questo tipo:

20 Massalia confronto GB Casalnuovo-SMASS2

Come si puo’ notare la sovrapposizione dei due grafici e’ piu’ che soddisfacente (a parte la zona nel violetto e verso il rosso, che e’  abbastanza rumorosa per la scarsa sensibilita’ della CCD a queste lunghezze d’onda), pertanto e’ confermato dall’andamento del profilo di riflettanza che l’asteroide e’ di tipo S (Silicati). Questo tipo di lavoro e’ molto importante nello studio dei NEO, quando sono in avvicinamento alla terra e quindi con una magnitudine abbordabile,  dal momento che  non sono ancora stati esaminati da SMASS2, o da altre surveys professionali, e pertanto i risultati ottenuti da un astrofilo portano un serio contributo alla ricerca.

Notizie